On décrit dans cette page la première détection française d'une exoplanète par mesure spectroscopique de la vitesse radiale. Cette observation positive a été réalisée en utilisant un modèle commercial de spectrographe échelle accessible aux amateurs et aux étudiants (le spectrographe eShel). De fait, la possibilité de trouver des exoplanètes par la technique des vitesses radiales devient à présent une réalité pour les amateurs et ouvre de nouveaux horizons observationnel.

L'observation concerne le système tau Bootis (HD120136, Mv=3,18, type spectral F7V). Tau Bouvier b est un "Jupiter chaud", une planète qui orbite à une petite distance de son étoile parent. La masse élevée de la planète, valant environ 4 fois celle de Jupiter (M sin i), fait de tau Bouvier b une probable planète gazeuse géante. La période orbitale est de 3.3128 jours (ainsi, l'année pour la planète ne dure que 3,3 jours terrestre). La demi-amplitude Doppler est de K = 470 m/s. C'est le mouvement de va et vient que subit le centre de masse du système alors que la planète parcours son orbite.

 La planète a été découverte par une équipe d'astronomes dirigée par  R. Paul Butler and Geoff Marcy  (voir  Ap. J. 474, L115-118, 1997).
 

The telescope, a D=0.28m SC @ F/10
Castanet-Tolosan observatory (France).
Suburban conditions are compatible with science !
 

The rear of the telescope: the fiber interface (50 microns optical fibre - 15 meters long)

The picture shows the entrance of the calibration fibre (left).
 

This picture shows the spectrograph "control room". Note the arrival of the fiber directly from the telescope.
 

The echelle spectrograph eShel from Shelyak Instrument company (see details here). The spectral power resolution of eShel is about 12,000 (dispersion of the spectrum is approximatively 0.11 A/pixel by using a QSI-532 CCD camera). The typical spectral range (4300-6700 A) is covered by 21 orders.
 

The spectrograph CCD camera is a QSI-532 model (CCD KAF-3200ME, 6.8 microns pixel). Note the adoption of a liquid heat exchanger for improve the cooling performance by about 10° C.
 

The two-dimensional images of Tau Boo spectrum (here an elementary 5 minutes exposure after preprocessing).
 

The two-dimensionnal images of Thorium-Argon spectrum (30 seconds exposure).

Observed Doppler Radial Velocities for Tau Boo (black dot) from 2009 March 18 trough 2009 June 3 (23 individual measures). The continuous blue plot represent the fit model resulting from periodogram analysis (see below). Orbital parameters : circular orbit, date of first velocity maximum amplitude = 2454909.19, period =3.3175 days, K = 494 m/s)
 

Aspect of periodogram (Lomb-Scargle algorithm) computed with data taken from 2009 March 18 to 2009 June 3. We find the experimental best estimated period of 3.3175 days.
 

A specific tool is writen for a full automated evaluation of radial velocity (RV) period and amplitude.
 

Phased eShel radial-velocities for Tau Boo for the 23 observations collected from March to June 2009. The solid blue line is the best circular orbit extracted from present periodogram evaluation (P = 3.3175 days, K = 0.494 km/s). The error bar represent +/- 75 m/s (three time the typical +/-25 m/s deviation error of the measure). Each measure is the mean of 10 independants velocity extracted from elementary spectra exposed 5 minutes. The acquisition chronologie is : thorium (30 s exposure) - star observation #1 (300 s exposure) - thorium (30 s exposure) - star observation #2 (300s) -, thorium (30 s exposure), ... and so on). Regular observations of standard RV stars are also obtained.

The observed minus calculated sinusoidal model residual (O-C).

Discussion

The "official" orbital parameters for Tau Boo system are P = 3.312463 days and K = 461.2 m/s. From the present studies we find P = 3.3175 +/ 0,0020 days and K = 494 +/- 25 m/s. So, we demonstrate here the possibility to detect large radial velocity exoplanet with a small telescope and a small spectrograph, and also the feasibility of discover planetary star compagnions by non-professional astronomers.

For a circular orbit, the mass of the planet relative to Jupiter is given by the expression:

and the semi-major axis is given by:

with

, the planet projected mass relative to Jupiter mass M_jup (i is the inclinaison angle of the system)

, the star mass relative to sun mass,

P, the orbital period,

K, the velocity semi-amplitude.

If we adopt the value = 1.35 given in the litterature for Tau Boo, we find:

The professionnal accepted values for Tau Boo are = 4.13 and a = 0.0481 UA. The present observation agree reasonably well.

La courbe finale de phase montre clairement la signature Doppler du compagnon planétaire gravitant autour de Tau Boo. L'erreur d'estimation de la vitesse radiale est inférieure à 100 m/s pour cette étoile et compte tenu qu'on utilise un télescope de 0.28 m de diamètre (la précision serait encore améliorée d'un facteur 2 avec un télescope de 0,6 m). Cette observation démontre qu'il est possible aujourd'hui de détecter avec un petit télescope et un petit spectrographe des exoplanètes. Il est même peut être enviseageable de découvrir par la méthode Doppler de nouvelles exoplanètes avec des moyens non-professionnels. Mais bien sur, il s'agit là d'une observation difficile, qui demande de la constance et de la patience. Il faut aussi s'en doute explorer des objets encore peu suivi par les professionnels, telle des étoiles relativement chaudes (type F) sachant que la difficulité est encore accrue à cause du faible nombre de raies metalliques exploitables (la précision de mesure est directement liée à la richesse spectrale du spectre). Mais puisque ces observations sont fascinantes, elles motives et donc, tout est possible !

See also: Kay, T.G., Vanaverbeke, S., and Innis, J., High-precision radial-velocity measurement with a small telescope: Detection of the tau Boötis exoplanet, J. Br. Astron. Assoc. 116, 2, pp. 78-83.  and Spectrashift website (Tom Kaye).